Willkommen zurück zum Messier Monday! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns die „Phantomgalaxie“, bekannt als Messier 74, ansehen!
Im 18. Jahrhundert bemerkte der berühmte französische Astronom Charles Messier beim Vermessen des Nachthimmels das Vorhandensein mehrerer 'nebelhafter Objekte'. Ursprünglich hielt er diese Objekte für Kometen und begann sie zu katalogisieren, damit andere nicht den gleichen Fehler machen. Heute ist die resultierende Liste (bekannt als die Messier-Katalog ) umfasst über 100 Objekte und ist einer der einflussreichsten Kataloge von Deep Space Objects.
Eines dieser Objekte ist die als Messier 74 bekannte Spiralgalaxie (auch bekannt als die Phantomgalaxie), die Beobachtern von der Erde aus von Angesicht zu Angesicht erscheint. Diese Galaxie liegt etwa 30 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt in Richtung des Sternbilds Fische, misst etwa 95.000 Lichtjahre im Durchmesser (fast so groß wie die Milchstraße) und beherbergt etwa 100 Milliarden Sterne.
Beschreibung:
Diese wunderschöne Galaxie ist ein Prototyp einer Grand-Design-Sc-Galaxie und gehört zu den ersten „Spiralnebeln“, die von Lord Rosse anerkannt wurden. Etwa 30 bis 40 Millionen Lichtjahre von uns entfernt, rutscht er mit einer Geschwindigkeit von 793 Kilometern pro Sekunde langsam noch weiter weg. Seine Schönheit umfasst ungefähr 95.000 Lichtjahre, ungefähr so groß wie unsere Milchstraße, und seine Spiralarme erstrecken sich über 1.000 Lichtjahre.
Bild der Spiralgalaxie Messier 74, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop. Credits: NASA/ ESA/Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration/R. Chandar (Universität Toledo) und J. Miller (Universität Michigan)
In diesen Armen befinden sich Ansammlungen von blauen jungen Sternen und rosafarbenen diffusen Gasnebeln, die als H II-Regionen bezeichnet werden, in denen die Sternentstehung stattfindet. Warum eine so weitläufige, großartige Schönheit? Wahrscheinlich sind es die Dichtewellen, die um die Gasscheibe von M74 streichen, wahrscheinlich induziert durch Gravitationswechselwirkung mit benachbarten Galaxien. B. Kevin Edgar erklärte:
„Es wird ein numerisches Verfahren beschrieben, das speziell darauf ausgelegt ist, die Dynamik einer infinitesimal diese, differentiell rotierenden, gasförmigen Scheibe zu behandeln. Die Methode basiert auf der Piecewise Parabolic Method (PPM), einer Erweiterung der Godunov-Methode höherer Ordnung. Gravitationskräfte, die eine lineare Spiraldichtewelle in der stellaren Komponente einer Galaxie darstellen, sind enthalten. Die Berechnung ist Eulersch und erfolgt in einem gleichförmig rotierenden Bezugssystem mit ebenen Polarkoordinaten. Die Gleichungen werden in einer exakten Störungsform formuliert, um alle großen, gegensätzlichen Terme, die das Kraftgleichgewicht im ungestörten, achsensymmetrischen Zustand darstellen, explizit zu eliminieren, was die genaue Berechnung kleiner Störungen ermöglicht. Die Methode ist ideal geeignet, um die gasförmige Reaktion auf eine spiralförmige Dichtewelle in einer Scheibengalaxie zu untersuchen. Eine Reihe von zweidimensionalen hydrodynamischen Modellen wird berechnet, um die Gravitationsantwort einer gleichförmigen, isothermen, masselosen Gasscheibe auf eine aufgezwungene spiralförmige Gravitationsstörung zu testen. Die Parameter, die die Massenverteilung, die Rotationseigenschaften und die Spiralwelle beschreiben, basieren auf der Galaxie NGC 628. Die Lösungen haben Stöße innerhalb und außerhalb der Mitrotation, die die Region um die Mitrotation verbrauchen. Die Geschwindigkeit, mit der dieser Bereich erschöpft ist, hängt stark von der Stärke der auferlegten spiralförmigen Störung ab. Potenzielle Störungen von 10 % oder mehr erzeugen große radiale Zuflüsse. Die Zeit, die das Gas benötigt, um auf die innere Linblad-Resonanz zu fallen, beträgt bei solchen Modellen nur einen kleinen Bruchteil der Hubble-Zeit. Die implizierte schnelle Entwicklung legt nahe, dass, wenn Galaxien mit solch großen Störungen existieren, entweder Gas von außerhalb der Galaxie aufgefüllt werden muss oder die Störungen vorübergehend sein müssen. Innerhalb der Co-Rotation mit dem Spiralmuster erhöht der Drehimpulsverlust des Gases den Drehimpuls der Sterne und verringert die Wellenamplitude.“
Was verbirgt sich sonst noch drin? Dann schauen Sie mit Röntgenaugen nach. Wie Roberto Soria (et al) in ihrem 2002 Studie :
„Die Face-On-Spiralgalaxie M74 (NGC 628) wurde am 2. Februar 2002 von XMM-Newton beobachtet. Insgesamt werden 21 Quellen im inneren 5′ vom Kern gefunden (nach Ablehnung einiger Quellen, die mit Vordergrundsternen verbunden sind). . Härteverhältnisse deuten darauf hin, dass etwa die Hälfte von ihnen zur Galaxie gehört. Das höhere Helligkeitsende der Helligkeitsfunktion wird durch ein Potenzgesetz der Steigung –0,8 angepasst. Dies kann als Beweis für eine anhaltende Sternentstehung interpretiert werden, in Analogie zu den Verteilungen, die in Scheiben anderer Galaxien des späten Typs gefunden werden. Ein Vergleich mit früheren Chandra-Beobachtungen zeigt einen neuen ultraluminösen Röntgentransienten (LX~1,5×1039 ergs s-1 im 0,3-8 keV-Band) etwa 4′ nördlich des Kerns. Etwa 5′ nordwestlich des Kerns finden wir eine weitere helle transiente Quelle (LX~5×1038 ergs s-1). Die UV- und Röntgen-Gegenstücke von SN 2002ap sind auch in dieser XMM-Newton-Beobachtung zu finden; das Härteverhältnis des Röntgen-Gegenstücks deutet darauf hin, dass die Emission von der geschockten zirkumstellaren Materie stammt.“
Große Design-Spiralgalaxie M74. Bildnachweis: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona
Im Fall von Messier 74 ist nichts schockierend – einschließlich seiner spiralförmigen Dichtewellen. Wie Sakhibov und Smirnov in a . erklärten 2004 Studie :
„Das radiale Profil der Sternentstehungsrate (SFR) in der Galaxie NGC 628 wird durch eine Spiraldichtewelle moduliert. Das radiale Profil der Gaseinströmgeschwindigkeit in den Spiralarm ähnelt der radialen Verteilung der Oberflächendichte des SFR. Die Position der Korotationsresonanz wird zusammen mit anderen Parametern der Spiraldichtewelle über eine Fourier-Analyse der azimutalen Verteilung der beobachteten Radialgeschwindigkeiten in ringförmigen Zonen der Scheibe von NGC 628 bestimmt. Das radiale Profil der Oberflächendichte der Die SFR wird mithilfe der empirischen SFR bestimmt – lineare Größenbeziehung für Sternentstehungskomplexe (Riesen-HII-Regionen) und Messungen der Koordinaten, H-Alpha-Flüsse und der Größen von HII-Regionen in NGC 628.“
Wir reden hier von gigantischen Sternentstehungsregionen, oder? Und wo Sterne entstehen…. Sterne sterben. Wie bei Supernova! Wie Elias Brinks (et al.) zeigte:
„Die Entstehung massereicher Sterne, meist in (Super-)Sternhaufen, ihre schnelle Entwicklung und ihr anschließender Untergang als Supernovae hat einen großen Einfluss auf ihre unmittelbare Umgebung. Die kombinierte Wirkung von Sternwinden und Supernovae, die in schneller Folge und in einem kleinen Volumen ausgelöst werden, erzeugt sich ausdehnende Blasen aus koronalem Gas im neutralen interstellaren Medium (ISM) in spiralförmigen und (zwerg-) irregulären Galaxien. Diese sich ausdehnenden Schalen fegen ihrerseits neutrales Gas auf und komprimieren es, was zur Bildung von Molekülwolken und dem Beginn einer sekundären oder induzierten Sternentstehung führen kann. Sternentstehungsgebiete stören ihr umgebendes ISM, so dass erwartet wird, dass eine „aktivere“ Galaxie in Bezug auf die Sternentstehung ein inhomogeneres ISM hat. Die Sternentstehungsrate in NGC 628 ist viermal höher als in NGC 3184 und doppelt so hoch wie in NGC 6946, was die größere Anzahl von HI-Löchern in dieser Galaxie erklären könnte. Wir stellen fest, dass die Größe der HI-Löcher von 80 pc (nahe der Auflösungsgrenze) bis 600 pc reicht; die Ausdehnungsgeschwindigkeiten können 20 km s1 erreichen; Das geschätzte Alter beträgt 2,5 bis 35 Myr und die beteiligten Energien reichen von 1050 bis 3,5 x 105 Z Erg. Die Menge an neutralem Gas liegt in der Größenordnung von 104 bis 106 Sonnenmassen.“
Bild der M74-Galaxie im Infrarot bei 3,6 (blau), 5,8 (grün) und 8,0 (rot) µm. Das Bild wurde von Médéric Boquien aus den Daten des öffentlichen Archivs des SINGS-Projekts des Spitzer-Weltraumteleskops erstellt. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech
Riesige Massen… Massen, die manchmal… verschwinden?? Wie Justyn R. Maund und Stephen J. Smartt in a . erklärten 2009 Studie :
„Mit Bildern des Hubble-Weltraumteleskops und des Gemini-Teleskops haben wir das Verschwinden der Vorläufer von zwei Typ-II-Supernovae (SNe) bestätigt und das Vorhandensein anderer mit ihnen assoziierter Sterne bewertet. Wir fanden heraus, dass der Vorläufer von SN 2003gd, ein M-Überriesenstern, nicht mehr am SN-Standort beobachtet wird und bestimmten seine intrinsische Helligkeit mit Bildsubtraktionstechniken. Der Vorläufer von SN 1993J, ein K-Überriese-Stern, ist ebenfalls nicht mehr vorhanden, aber sein binärer B-Überriesen-Begleiter wird immer noch beobachtet. Das Verschwinden der Vorfahren bestätigt, dass diese beiden Supernovae von roten Überriesen produziert wurden.“
Maund und Smartt verwendeten eine Technik, bei der Bilder aufgenommen wurden, nachdem SN 2003gd verblasst war und der Vorläuferstern vermutlich fehlte, und von den Bildern vor der Explosion abgezogen. Alles, was an der SN-Position übrig blieb, entsprach dem echten Vorläuferstern. Die Gemini-Beobachtungen von 2003gd sind in Abbildung 1 gezeigt, die Ansichten der Region des Vorläufersterns der Galaxie, die als M-74 oder NGC 628 bekannt ist, vor und nach der Supernova vergleicht.
„Dies ist der erste rote Überriese-Vorläufer einer normalen Typ-IIP-Supernova, der nachweislich verschwunden ist und am massearmen Ende der Skala liegt, damit massereiche Sterne als Supernovae explodieren“, sagte Maund. „Es bestätigt also endlich, dass eine Standardvorhersage einer Reihe von Sternenentwicklungsmodellen richtig ist.“
Entwickeln? Darauf kannst du wetten'. Messier 74 wird trotz seines Alters weiter erwachsen! Als A. S. Gusev (et al.) gab an:
„Die Interpretation der beobachteten Eigenschaften junger Sternpopulationen in NGC 628 erfolgt auf der Grundlage des Vergleichs der hochauflösenden UBVRI-Photometriedaten von 127 H-Alpha-Regionen in der Galaxie mit dem detaillierten Raster der synthetischen Evolutionsmodelle von Sternsystemen. Das detaillierte Raster der Evolutionsmodelle umfasst 2 Regime der Sternentstehung (sofortiger Ausbruch und eine konstante Sternentstehung), eine ganze Reihe von IMF (Steigung und eine obere Massengrenze) und Alter (von 1 Myr bis 100 Myrs). Die chemische Häufigkeit der Sternentstehungsgebiete wurde aus den unabhängigen Beobachtungen bestimmt. Die Lösung des umgekehrten Problems der Bestimmung von Alter, Sternentstehungsregime, IMF-Parametern und Staubabsorption in den Sternentstehungsgebieten erfolgt mit Hilfe eines speziellen Regularisierungs-Abweichungsfunktionals. Rötungsschätzungen werden mit galaktozentrischen Abständen von Sternentstehungsregionen korreliert, in Übereinstimmung mit einem radialen Gradienten der chemischen Häufigkeit, der aus unabhängigen Beobachtungen abgeleitet wurde. Auch das Alter von Sternentstehungskomplexen zeigt einen Trend in Abhängigkeit von der chemischen Zusammensetzung.“
Das Spitzer-Weltraumteleskop der NASA hat die „Staubfabrik“ in der Spiralgalaxie M74 aufgenommen. Die Fabrik befindet sich am Ort des explosiven Todes eines massiven Sterns oder einer Supernova. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech/B.E.K. Sugerman (STScI)
Wohin gehen also so große Gruppen junger Stars, um abzuhängen und zu entspannen? Vielleicht... Vielleicht versuchen sie, eine Nachbarschaftsbar zu gründen. Eine galaktische Bar natürlich! Wie M. S. Seigar vom Joint Astronomy Center in a . sagte 2002 Studie :
„Wir haben bodengestützte I-, J- und K-Band-Bilder der Spiralgalaxie Messier 74 (NGC 628) erhalten. Es wurde gezeigt, dass diese Galaxie einen zirkumnuklearen Ring der Sternentstehung besitzt, sowohl durch die Nahinfrarotspektroskopie der CO-Absorption als auch durch die Submillimeter-Bildgebung der CO-Emission. Es wird angenommen, dass zirkumnukleare Ringe der Sternentstehung nur als Ergebnis eines Balkenpotentials existieren. Wir zeigen Beweise für eine schwache ovale Verzerrung im Zentrum von M 74. Wir verwenden die Ergebnisse von Combes & Gerin (1985), um zu vermuten, dass dieses schwache ovale Potenzial für den in M 74 beobachteten zirkumnuklearen Ring der Sternentstehung verantwortlich ist.“
Beobachtungsgeschichte:
Diese beeindruckende Spiralgalaxie wurde ursprünglich Ende September 1780 von Pierre Mechain entdeckt und dann am 18. Oktober 1780 von Charles Messier pflichtbewusst erneut beobachtet und protokolliert.
„Nebel ohne Sterne, in der Nähe des Sterns Eta Piscium, gesehen von M. Mechain Ende September 1780, und er berichtet: „Dieser Nebel enthält keine Sterne; es ist ziemlich groß, sehr dunkel und äußerst schwer zu beobachten; man kann es bei feinen, frostigen Bedingungen sicherer erkennen.“ M. Messier hat es gesucht und gefunden, wie M. Mechain es beschreibt: Es wurde direkt mit dem Star Eta Piscium verglichen.“
Das PESSTO-Durchmusterungsbild der ESO von Messier 74, das die neueste Ergänzung der Galaxie von Ende Juli 2013 zeigt: eine Typ-II-Supernova namens SN2013ej, die unten links im Bild als hellster Stern zu sehen ist. Bildnachweis: ESO/PESSTO/S. Smartt, 2. September 2013
Drei Jahre später würde Sir William Herschel sein Bestes tun, um zu versuchen, was er für einen Sternhaufen hielt, und kehrte in den folgenden Jahren sogar auf Kosten seiner eigenen Ausrüstung zurück.
„1799, 28. Dezember, 40-Fuß-Teleskop. In der Mitte sehr hell, aber die Helligkeit beschränkt sich auf einen sehr kleinen Teil und ist nicht rund; über der hellen Mitte ist ein sehr schwacher Nebel in beträchtlichem Ausmaß. Der helle Teil scheint auflösbar zu sein, aber mein Spiegel wurde durch kondensierte Dämpfe verletzt.“
Um Sir William Ehre zu machen, war er der erste, der einige der vielen Klumpen von Starbirth-Regionen auflöste, die in Messier 74 zu sehen waren, und die Ergebnisse seiner Beobachtungen wurden später von seinem eigenen Sohn bestätigt.
John Herschel würde auch Sprenkeln in der Struktur von M74 sehen, doch Lord Rosse war der erste, der die spiralförmige Struktur erkannte. Auch hier glaubten die Astronomen damals, dass diese Verdichtungen einzelne Sterne seien – eine Beobachtung, die bis in die Zeit von Emil Dreyer reichte, als Messier 74 schließlich auch ein NGC-Objekt wurde.
Ortung von Messier 74:
M74 ist nicht immer ein leichtes Objekt und erfordert einen dunklen Himmel und etwas Starhopping. Versuchen Sie, bei Alpha Arietis (Hamal) zu beginnen und eine geistige Grenze zwischen Beta und Beta zu ziehen – dann weiter zu Eta Piscium. Zentrieren Sie Ihr Sucherfernrohr auf Eta und verschieben Sie die Ansicht um etwa 1,5 Grad nach Nordosten. Wenn Sie es vorziehen, können Sie dies tun, während Sie durch ein Weitfeld-Okular mit geringer Vergrößerung schauen – das normalerweise ein Sichtfeld von etwa einem Grad bietet.
Der Standort von Messier 74 im Sternbild Fische. Bildnachweis: IAU und Sky & Telescope Magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg)
In einem kleineren Teleskop werden Sie als erstes den Sternkern von Messier 74 bemerken. Aus diesem Grund haben Beobachter oft Schwierigkeiten, es zu lokalisieren! Ob Sie es glauben oder nicht, Bewegungen können Ihnen manchmal helfen, schwächere Dinge zu erkennen. Da diese Spiralgalaxie eine geringe Oberflächenhelligkeit hat, benötigt sie einen relativ guten Himmel – versuchen Sie es also unter vielen Bedingungen. Ein kleines Teleskop zeigt einen staubigen Halo um die Kernregion herum, während eine größere Öffnung die spiralförmige Struktur enthüllt. Große Ferngläser können bei unberührtem Himmel einen kleinen, schwachen Dunst erkennen!
Studieren Sie es selbst… Wer weiß, was Sie entdecken könnten!
Objektname: Messier 74
Alternative Bezeichnungen: M74, NGC 628
Objekttyp: Sc Spiralgalaxie
Konstellation: Fisch
Rektaszension: 01 : 36,7 (h:m)
Deklination: +15: 47 (Grad: m)
Distanz: 35000 (kly)
Visuelle Helligkeit: 9,4 (Mag.)
Scheinbare Dimension: 10,2 × 9,5 (Bogen min)
Wir haben viele interessante Artikel über Messier Objects geschrieben und Kugelsternhaufen hier bei Universe Today. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte , M1 – Der Krebsnebel , Beobachtung im Rampenlicht – Was ist mit Messier 71 passiert? , und David Dickisons Artikel über die 2013 und 2014 Messier Marathons.
Schauen Sie sich unbedingt unser komplettes an Messier-Katalog . Und für weitere Informationen besuchen Sie die SEDS Messier-Datenbank .
Quellen:
